زايچه ي كيهان مراحل كلي تحول كيهان

ابعاد و اندازه هاي كيهان به ما چه مي گويند؟ اسطوره زدايي توسط علم نوين و تخيل فرهيخته ي مبتني بر فيزيك نوين چه دستاوردهايي در مورد شناخت كيهان داشته اشت؟ كيهان ما از كجا، يعني در چه شرايطي، شروع شده و سرانجام آن چيست؟ تصور امروز ما چه تفاوتي با اسطوره هاي ايراني و هندي و نيز تصورات اوليه ي يونانيان داشته است؟
خوب است پيش از اينكه به پديده هاي خاص در كيهان شناسي پرداخته شود ابتدا بپردازيم به اينكه امروزه چه تصوري از تحولات كيهاني داريم. نمودار 1 به اختصار موارد مهم در تحول تصور بشر از كيهان را نشان مي دهد. از اسطوره هاي ايراني و هندي و نيز گفتار يونانيان، كه از اسطوره ها فاصله گرفته اما هنوز بسيار كلي است، بايد نظر ابن سينا را در پيدايش تكاملي كوه ها اولين گام در جهت علمي كردن كيهان شناسي در طبيعت قديم دانست. تفكر مدل سازي نيوتوني اول بار با ناسازنماي اولبرس در قرن دوازدهم هجري/ هجدهم ميلادي وارد كيهان شناسي جديد شد. اما هنوز تصور نمي شد عالم ديناميك داشته باشد، يعني ويژگي هاي آن به زمان وابسته باشد. اين اينشتين و نظريه ي نسبيت عام او بود كه توانست مدل ديناميكي براي كيهان بسازد و همزمان، حدود نود سال پيش، هابل با كشف انبساط عالم از اين ديناميك نظري پشتيباني رصدي كرد. با وصف اين، پس از كشف انبساط و ديناميك براي عالم هنوز انقلاب كوپرنيكي وارد كيهان شناسي نشده بود؛ يعني تصور مي شد كهكشان ما بزرگ تر از معمول است و ما مركز عالم هستيم. سي سال ديگر طول كشيد تا پس از جنگ جهاني دوم در سال 1331/1952 باده كشف كرد كهكشان هاي ديگر هم كمابيش به اندازه ي كهكشان ما هستند، يعني ما فرقي با بقيه ي عالم نداريم و اين شروع پذيرش انقلاب كوپرنيكي در تمام كيهان شناسي بود. از اين تاريخ فقط حدود نيم قرن مي گذرد. هنوز لازم بود تابش زمينه ي كيهاني، فوتون هايي كه آزادانه در كيهان سرگردان اند و از دوران اوليه ي تحول عالم باقي مانده اند، كشف شود تا بدانيم قطعاً با عالمي در حال انبساط سروكار داريم كه از يك انفجار بزرگ، به نام مهبانگ، شروع شده است. دو دهه ي ديگر لازم بود تا مدل استاندارد كيهان شناسي همراه با پذيرش نقش ماده ي تاريك در كيهان پذيرفته شود: ماده اي از جنس معمول كه مدل هاي ذرات بنيادي مي شناسند با چگالي مثبت و فشار مثبت كه ديده نمي شود اما تاثير ديناميكي، يعني گرانش، دارد. هنوز از پذيرش نقش ماده ي تاريك چيزي نگذشته بود كه در اواخر دهه ي هفتاد/ نود با پديده ي عجيب انرژي تاريك روبه رو شديم: حضور نوعي ماده كه انرژي دارد اما فشار آن منفي است. اين نوع ماده يا انرژي، هرچه هست اثري پادگرانشي دارد، يعني برخلاف گرانش ماده و ماده ي تاريك، كه جاذب است و انبساط عالم پس از مهبانگ را كند مي كند، باعث تند شدن انبساط عالم شده است. پديده ي انرژي تاريك پيچيده ترين معماي نه تنها كيهان شناسي كه تمام علوم فيزيكي است كه انسان تاكنون با آن مواجه شده است.
با اين آشنايي اجمالي از تحول در بينش ما درباره ي كيهان در طول چند هزار سال، و توجه به اينكه تصور نوين ما از كيهان در پنجاه سال گذشته شكل گرفته است، مي پردازيم به عمده ي مراحل تكامل كيهان بنا به اين تصور نوين. ما سن عالم را، از مهبانگ تاكنون، 13/7 ميليارد سال يا تقريبا 14 ميليارد سال تخمين مي زنيم. طبيعي است براي بيان مرحله هاي اين تحول از زمان استفاده كنيم. ذره هايي مانند پروتون و نوترون، كه در فيزيك آنها را با نام كلي باريون مي شناسيم، در همان يك ثانيه ي اول بعد از مهبانگ خلق شده اند. شايد تصور كنيد يك ثانيه در مقابل 14 ميليارد سال كه اصلاً به حساب نمي آيد. اما در فيزيك اين طور نيست! كيهان زماني كه يك ثانيه يا كسري از ثانيه سن داشته است بسيار داغ بوده است و در اثر انبساط سرد مي شده است. در اين سن كم عالم رويدادهاي فيزيكي به گونه اي بوده اند كه صحبت از زمان، مثلاً 10-10 ثانيه يا حتي خيلي كمتر، چندان معني ندارد. بهتر است به جاي زمان از دما يا انرژي عالم صحبت بشود كه با پديده هاي فيزيك ارتباط بيشتري دارد. اما قبل از آن بگذاريد بپرسم اين زمان، مثلاً يك ثانيه بعد از مهبانگ را به چند قسمت مي شود تقسيم كرد كه معني داشته باشد؟ كوچكترين زماني كه به لحاظ علم فيزيك از ثابت هاي جهاني مي توانيم بسازيم كدام است؟ تنها عدد با بعد زمان كه با ثابت هاي گرانش نيوتون، پلانك، و نيز سرعت نور مي توان ساخت زمان پلانك ناميده مي شود و برابر 43-10 ثانيه، توجه كنيد يعني كه ثانيه را به 1043 قسمت تقسيم كنيم و تنها يك قسمت از آن را بگيريم! اين زمان شاخص است براي محدوده اي از تحول عالم كه انتظار مي رود گرانش كوانتومي شود؛ علت اين ادعا اين است كه در محاسبه ي زمان پلانك ثابت پلانك كه نشانه ي كوانتومي بودن است وارد مي شود. بنابراين اين زمان مرز اعتبار نظريه ي گرانش انيشتين را تعيين مي كند و انتظار داريم در زمان هاي كوتاه تر از آن، كه عالم فشرده تر بوده است، گرانش كوانتومي بشود. به اين ترتيب مي بينيم كه از 43-10 ثانيه تا يك ثانيه بعد از مهبانگ اتفاق هاي تعيين كننده اي در كيهان افتاده است. همين عدد 43-10 ثانيه نشان مي دهد شايد بهتر باشد پارامتر ديگري براي تحول عالم تعريف كنيم تا تمايز رويدادها تا فاصله ي يك ثانيه گوياتر باشد. كيهان شناسان معمولاً واحد دما يا انر‍‍ژي را ترجيح مي دهند. در زمان پلانك دماي عالم 1032 كلوين بوده است كه انرژي متناظر با آن 1019 GeV (گيگا الكترون ولت برابر با 109 الكترون ولت) است. از طرف ديگر با توجه به سن عالم، در مرحله هايي كه ساختارهاي كيهاني به وجود آمده است، بيان زمان بر حسب ثانيه چندان گويا نيست و بهتر است زمان بر حسب سال يا ميليارد سال بيان شود. به همين علت در نمودار زايچه ي عالم زمان را علاوه بر ثانيه بر حسب سال هم بيان كرده ايم.

منجمان رصدگر پارامتر ديگري را براي بيان فاصله يا زمان ترجيح مي دهند: انتقال به سرخ كه با حرف * بيان مي شود. هرچه ساختاري كيهاني از ما دورتر باشد انتقال به سرخ آن بيشتر است. اين مفهوم، كه با مفهوم انبساط عالم مرتبط است، تنها براي فاصله هاي فراكهكشاني به كار مي رود، زيرا انبساط عالم روي يك كهكشان تأثير ندارد، و تنها فاصله ي ميان كهكشان ها را افزايش مي دهد. معمولاً ساختارهايي كه انتقال به سرخ آن ها از چند دهم بيشتر باشد كيهاني تلقي مي شوند. دورترين ساختار كيهاني هم، كه اخيراً كشف شده به نام فورانگر 23 آوريل 2009، انتقال به سرخي معادل 8/2 = * دارد؛ اين ساختار يك فورانگر تابش گاما است و سني معادل 13 ميليارد سال دارد، يعني حدود 700 هزار سال پس از مهبانگ موجود بوده است. با توجه به سن عالم از يك طرف بايد گفت كه اين فورانگر بسيار زود به وجود آمده است، از طرف ديگر ديديم كه در فاصله ي يك ثانيه بعد از مهبانگ چه رويدادهاي متفاوتي بايد رخ داده باشدكه پروتون و نوترون خلق شده باشد، پس عجيب نيست كه چند صد هزار سال بعد ساختارها به وجود آمده باشند.
ما براي اينكه اطلاعات از گذشته ي كيهان به دست آوريم به امواج الكترومغناطيسي، به صورت نور، امواج راديويي، پرتوايكس، يا پرتو گاما احتياج داريم كه براي هر نوع تلسكوپ يا آشكار ساز مخصوصش را ساخته ايم. به علاوه امواج گرانشي هم مي تواند اطلاعاتي از گذشته ي عالم به ما بدهد. بر خلاف اين تصور كه نور، فوتون ها، همواره در عالم بوده اند، يا در ابتداي كيهان نور بوده است، بايد بدانيم كه در زمان هاي اوليه هنوز ميدان الكترومغناطيسي وجود نداشته است كه فوتوني باشد. در دوران اوليه ي عالم، هنگامي كه سن عالم از 10-10 كمتر بوده، كيهان به حدي گرم و پرانرژي بوده كه نيروي هسته اي و الكترومغناطيسي با هم متحد بوده اند و هنوز، به اصطلاح علم فيزيك، تقارن آن ها شكسته نشده بوده است. امواج الكترومغناطيسي، كه ما معمولاً از كوانتوم آن يعني فوتون براي بيان نجومي استفاده مي كنيم، از زمان شكست تقارن ميان برهم كنش نيروي هسته اي ضعيف و الكترومغناطيس، يعني از حدود 10-10 ثانيه بعد از مهبانگ، وجود داشته است. فوتون هاي اين دوره به سبب چگالي يا دماي زياد عالم، كه حدود 100 گيگاالكترون ولت بوده است، بي درنگ بعد از توليد توسط ميدان ها و ذره هاي ديگر جذب مي شده است. براي اينكه فوتون هاي توليد شده در عالم بتوانند مسافتي طولاني را طي كنند قبل از اينكه توسط ذره هاي ديگر جذب شوند و به ما برسند بايد چگالي عالم بسيار كمتر و عالم سردتر شود. اين اتفاق حدود 1000 = * و دماي حدود 10000 كلوين، هنگامي كه سن عالم حدود 300/000 سال بوده، رخ داده است. از آن پس فوتون ها آزادانه طي مسير كرده اند، جذب ماده نشده اند، و تحويل ماده و فوتون ها مستقل از هم بوده است.
اين زمان را گاهي سطح آخرين پراكندگي مي نامند كه تابش زمينه ي كيهاني به وجود آمده است. تابش زمينه ي كيهاني اصطلاحي است كه براي گاز فوتوني مانده از تحول عالم بعد از 1000 = * به كار مي بريم.
مي گوييم عالم در اين موقع شفاف شده است، چون ساختارهاي آن را مي بينيم، اما كيهان قبل از آن شفاف نيست و « نور» قبل از آن به ما نمي رسد چون جذب ماده مي شود.

به اين ترتيب، آنچه ما از عالم مي بينيم به دوراني برمي گردد كه عالم دست كم 300/000 سال سن داشته است. درواقع پديده هاي مربوط به اين سن را به طور غيرمستقيم در طول موج هاي راديوئي مي بينيم. اما آنچه با چشم مي بينيم، كهكشان ها و نوري كه از كيهان مي آيد، به دوران اخير آن برمي گردد. خورشيد و منظومه ي شمسي سن كمي دارند و بازه ي كوتاهي از زايچه ي عالم را اشغال مي كنند كه آن را « آبادي» ناميده ام. آينده ي كيهان هم هنوز مشخص نيست و تا ماهيت انرژي تاريك روشن نشود به سختي بتوان با اطمينان از آينده ي كيهان صحبت كرد. پس به دوران واپاشي باريون ها در بالاي نمودار زايچه بايد با تأمل نگاه كرد. اين زايچه كمابيش مراحل عمده ي آنچه را، كه اكنون مدل استاندارد كيهان شناسي ناميده مي شود، بيان مي كند.
بعد از زمان پلانك توافق جمعي كيهان شناسان بر اين است كه كيهان يك دوران تورم را پشت سر گذاشته است. تورم يعني اينكه عالم به يكباره بسيار منبسط شده است. گرچه مدل هاي بديل تورم هم پيشنهاد شده است، اين مدل ها هنوز مقبوليت نيافته اند. مدل هاي تورمي بعضي اشكال هاي اساسي مدل مهبانگ را مرتفع مي كنند. احتمالاً تورم به هنگام يك شكست تقارن، يعني به هنگام جدايي دو بر هم كنش از يكديگر، رخ داده است. شكست تقارن اصطلاحي است كه فيزيك دانان به كار مي برند تا جدا شدن دو بر هم كنش را توضيح دهند.
ما چهار نيروي بنيادي در فيزيك مي شناسيم كه به زبان جديد آن ها را بر هم كنش مي نامند: بر هم كنش الكترومغناطيسي، هسته اي قوي، هسته اي ضعيف، و گرانش. تاكنون موفق شده ايم اتحاد سه بر هم كنش اول، به غير از گرانش، را فرمول بندي كنيم و جزييات آن را در مدل استاندارد ذرات بنيادي بشناسيم. به هنگام انرژي هاي زياد، كه در عالم اوليه حاكم بوده است، اين سه بر هم كنش متحد بوده اند و يك نمود داشته اند. تازه در اثر انبساط و سرد شدن عالم اين نيروها يكي يكي جدا مي شوند. به هنگام هر بار جدايش يك تقارن، كه ويژگي رياضي بر هم كنش هاست، مي شكند و در نتيجه شاهد گذار از اتحاد دو بر هم كنش به حضور جداگانه ي آن ها هستيم. اين گذار را مي توان نظير گذار فازهاي ترموديناميكي، مانند گذار از حالت بخار به مايع، فرمول بندي كرد. پس از شكست اين تقارن ها و جدا شدن سه بر هم كنش، يعني هنگامي كه حدوداً 10-10 ثانيه از مهبانگ گذشته است، مي توان از نور و فوتون صحبت كرد.
به اين ترتيب، اين زايچه ي مختصر عالم به ما مي گويد پس از مهبانگ چه رويدادهايي در عالم رخ داده است. چند ابهام در اين زايچه هست كه جهت هاي اصلي تحقيقات كنوني كيهان شناسي را تعيين مي كند. اول اينكه قبل از زمان پلانك عالم چگونه بوده است؟ آيا گرانش كوانتومي بوده؟ آيا اصلاً مفهوم پيوستار زمان و فضا براي اين دوران اعتبار دارد؟ آيا ابعاد فضا 3+1 بوده است؟ هنوز مدلي مطلوب براي درك اين دوره نداريم و پژوهش هاي نظري معطوف به اين دوره ادامه دارد. ابهام ديگر مربوط به دوره اي بعد از ايجاد تابش زمينه ي كيهاني و حدوداً قبل از تشكيل ساختارها در انتقال به سرخ حدود 10 است، كه آن را عصر تاريك كيهاني مي ناميم. براي درك اين دوره هم پژوهش هاي نظري ادامه دارد و هم ابزار رصدي گوناگون در دست ساخت است كه راز اين دوره را بگشايد. سرانجام ابهام ما در درك مفهوم انرژي تاريك است كه مشخص كننده ي وضعيت انبساط كنوني عالم و نيز آينده ي آن است.
اين سه ابهام به اين معني نيست كه كيهان شناسان با مسئله يا ابهام ديگري سروكار ندارند. تعداد مسئله هاي مورد تحقيق در كيهان شناسي و نجوم دست كم به تعداد خود منجمان و كيهان شناسان است. پس با هزاران مسئله سروكار داريم كه حل هر كدام كمك به درك بهتر بقيه مسئله ها، از جمله سه ابهام بزرگ كيهاني، مي كند. از پيش هم نمي توان گفت حل كدام مسئله بيش ترين كمك را به درك ابهام هاي اساسي خواهد كرد.

منبع:نشريه نجوم،شماره187